V celom vesmíre sa hviezdy rodia a umierajú. Voľným okom môžeme vidieť niekoľko tisíc hvizd. Je to však iba malá časť hviezd roztratených po celom vesmíre. Hviezdy žijú približne desať miliard rokov. Životný cyklus hviezd je dynamicky a často až neuveriteľne dramatický proces.

Hviezdy vznikajú z chladných a riedkych prachových a plynových mračien, ktoré sú v skutočnosti nesmierne riedke a predstavujú lepšie vákuum, aké sme schopní na Zemi vytvoriť, ich hustota býva iba niekoľko atómov na centimeter kubický. Jednotlivé molekuly tohto mračna na seba pôsobia gravitačnou silou, čo má za následok, že sa priťahujú a pomaly pohybú. Hmota okolo každého z týchto zhlukov do nich postupne padá, pričom jednotlivými zrážkami a premiešavaním molekúl vzrastá aj teplota látky. Tá rastie spolu s veľkosťou zhlukov, až sa z každého takéhoto chuchvalca hmoty vytvorí guľa zhruba o veľkosti slnečnej sústavy, ktorú nazývame protohviezda.

Po dosiahnutí takejto veľkosti sa začne jadro protohviezdy ohrievať, postupne ohrieva aj okolitú látku a premiešava ju. Ohriata látka zo stredu stúpa k okrajom, tu sa ochladí a klesá k jadru, kde sa znova ohreje, pričom tento dej sa veľakrát opakuje. Hviezda sa nachádza v tzv. Hyashiho štádiu, pri ktorom sa teplota na povrchu mení len málo. Takáto guľa ešte nežiari vo viditeľnom svetle. Je na to príliš chladná, niečo cez dvetisíc stupňov na povrchu. Je to ale dosť na to, aby mohla žiariť v infračervenom obore. Toto štádium predstavuje zárodok budúcej hviezdy.

Teplota protohviezdy sa postupne zvyšuje. V určitom štádiu, keď zvyšujúca sa teplota v jadre dosiahne niekoľko miliónov stupňov, začnú prebiehať jadrové premeny prvkov. Najprv dochádza k premene ľahších prvkov, ako deutérium, lítium, berýlium či bór. Pri dosiahnutí teploty okolo 10 miliónov stupňov dochádza k vytváraniu jadier hélia z jadier vodíka. Vytvorením nového prvku sa uvoľňuje energia potrebná pre život hviezdy. Postupne dochádza k fúziám stále ťažších prvkov, napr. uhlíka, dusíka, kyslíka, aj inertných plynov ako napríklad neónu.

Celý životný cyklus hviezdy závisí od jej hmotnosti. Hmotná hviezda môže postupne zahriať svoje jadro na potrebnú teplotu. Hviezda sa začína podobať cibuli, kde jednotlivé vrstvy predstavujú chemické prvky tak, ako boli postupne vytvorené. Málo hmotné hviezdy môžu skončiť iba pri spaľovaní vodíka na hélium. Veľmi hmotní veľobri môžu dosiahnuť až záverečnú reakciu, pri ktorej vzniká železo.

Hviezda je v tomto štádiu v rovnováhe. Čo sa z hviezdou deje ďalej, závisí od jej hmotnosti. Menej hmotné hviezdy sa dostanú do štádia, keď nebudú mať dostatočnú hmotnost na svoju existenci a zaniká. Expanziou však dôjde k ochladeniu, na povrchových oblastiach hviezdy klesne teplota. Zmena teploty povrchu so sebou prináša aj zmenu farby povrchu, ktorý nadobudne červenú farbu. Takéto zväčšené, červené hviezdy nazývame červení obri. Ich veľkosť je taká, že ich gravitácia nie je schopná pevne viazať neutrálne atómy vytvorené pri povrchu a okolo hviezdy vzniká planetárna hmlovina. Keď červený obor odhodí svoje povrchové vrstvy, vznikajú objekty, ktoré sú známe ako bieli trpaslíci. Skladajú sa z degenerovanej hmoty, ktorá vznikla postupným stláčaním jadra pôvodnej hviezdy. Biely trpaslík žiari len z nahromadenej energie a postupne vyhasína. Chvíľu bude ešte žiariť, z bieleho sa stane žltý, oranžový, červený, čierny trpaslík, až ho nakoniec pohltí tma okolitého priestoru. Spôsob, akým hviezda zanikne, závisí od jej hmotnosti. Buď po nej zostane len neveľká guľa zložená iba z neutrónov, ktorú nazývame neutrónová hviezda alebo iba čierna diera. V každom prípade dochádza k zastaveniu nukleárnych reakcií v jadre. Posmrtný život hviezd je neuveriteľný a zvláštny.